WPROWADZENIE
BRITE (Bright Star Target Explorer) jest konstelacją 6 nanosatelitów przeznaczonych do badań astronomicznych. Jest to pierwszy projekt astrofizyczny wykorzystujący zestaw nanosatelitów. Program ten jest prowadzony przez ośrodki z Kanady przy udziale Austrii i Polski. Jego podstawowymi celami naukowymi są: zbadanie fizyki jasnych masywnych gwiazd w celu lepszego poznania powodowanego przez nie cyklu obiegu materii; oraz zbadanie zmienności i struktury wewnętrznej najjaśniejszych gwiazd. Umożliwiają to precyzyjne obserwacje fotometrycznych jasnych gwiazd o dużych masach i jasności do 3.5 magnitudo. Na niebie znajduje się 286 takich gwiazd. Wykonanie obserwacji wszystkich w okresie 2 lat trwania misji wymagałoby około 12 satelitów. Jednak cele naukowe programu mogą zostać spełnione poprzez obserwacje wyselekcjonowanej próby gwiazd. Ponadto obserwacje będą skoncentrowane na polach nieba o dużej gęstości gwiazd (np w Orionie). Umożliwi to jednoczesne obserwowanie do 16 gwiazd jaśniejszych od 3.5 magnitudo. Zebrane informacje wypełnią istotną lukę w dostępnych danych astrofizycznych, ponieważ żaden przegląd fotometryczny wykonany do tej pory nie obejmował gwiazd o dużych masach.
W celu przebadania fizyki gwiazd masywnych jako cele obserwacji wybrano chłodne gwiazdy z gałęzi asymptotycznej (Asymptotic Giant Branch - AGB) diagramu Herdzsprunga - Rusela, oraz gorące gwiazdy z grupy OB. Gwiazdy AGB są obiektami spalającymi wodór, potem hel, następnie wykształcającymi zdegenerowane jądra węglowe i tlenowe, w dalszej kolejności przekształcającymi się w czerwone olbrzymy lub nadolbrzymy i ostatecznie kończącymi życie jako białe karły. Wyprodukowały one około połowy węgla obecnego we Wszechświecie oraz około 200 bogatych w neutrony izotopów takich pierwiastków jak cyna, wapń i ołów. W ich atmosferach powstają również ziarna pyłu usuwane następnie przez wiatry gwiazdowe. W ten sposób gwiazdy tego typu dostarczają do obłoków międzygwiazdowych pył i węgiel, wzbogacając kolejne generacje gwiazd w ciężkie pierwiastki. Gwiazdy grupy OB ą masywnymi gwiazdami typu spektralnego O i B kończącymi życie jako supernowe typu II, Ib lub 1c. W ten sposób wytwarzają szereg ciężkich pierwiastków obecnych we Wszechświecie. Gwiazdy masywne, oddziałując poprzez wybuchy supernowych oraz wiatry gwiazdowe są również głównym źródłem energii mechanicznej wprowadzanej do ośrodka międzygwiazdowego. Ponadto są źródłem większości jonizującego promieniowania UV obecnego w galaktykach. Poprzez nagrzewanie pyłu generują też emisję w dalekiej podczerwoni. Tak więc odgrywają bardzo znaczącą rolę we Wszechświecie. Ich badania są więc istotne dla uściślenia modeli opisujących ewolucję galaktyk i formowanie się planet. Pod wieloma względami są jednak poznane gorzej niż gwiazdy o małych masach. Ich ewolucja jest trudna do modelowania z powodu intensywnej i trudniej do oceny utraty masy następującej podczas emisji silnych wiatrów gwiazdowych. W trackie życia gwiazdy te tracą większość masy w fazie jądra wodorowego (w ciągu głównym) oraz w fazie bezpośrednio poprzedzającym wyjście z ciągu głównego. Duże ciśnienie promieniowania utrudnia też interpretację linii spektralnych cięższych pierwiastków. Jednak intensywności wiatrów gwiazdowych i promieniowania nie są jedynymi niepewnymi parametrami wpływającymi na modelowanie ewolucji i zachowania się masywnych gwiazd. Dużą rolę odgrywa tu także takie zjawiska jak konwekcja, pole magnetyczne, rotacja i inne. Są one słabo opracowane. Obserwacje BRITE pozwolą na ich uściślenie, dzięki czemu będą bardzo pomocne w testowaniu poszczególnych modeli opisujących przebieg życia gwiazd tego typu.
Badania zmienności gwiazd masywnych i ich struktury wewnętrznej umożliwi precyzyjna fotometria. Masywne gwiazdy przestawiają periodyczne, semiperiodyczne i nieregularne zmiany w intensywności emisji wynikające ze zmian w gęstości, polu magnetycznym i temperaturze oraz wewnętrznych procesów sejsmicznych. Okres tych zmian może wahać się od minut do miesięcy. BRITE pozwoli na monitorowanie jasności wybranych gwiazd przez prawie nieprzerwane przedziały czasu trwające do 6 miesięcy. Umożliwi to identyfikację występujących jednocześnie modów drgań astrosejsmologicznych. Zidentyfikowanie częstotliwości poszczególnych modów pozwoli na modelowanie i analizowanie gęstości poszczególnych warstw gwiazdy. Umożliwi to określenie wewnętrznej struktury gwiazd. W przypadku gwiazd AGB precyzyjne, długotrwałe monitorowanie ich jasności pozwoli na zidentyfikowanie typowych skal czasowych fluktuacji zachodzących na ich powierzchniach. Pozwoli to na doprecyzowanie modeli zachodzącej w nich konwekcji. W przypadku gwiazd grupy OB określona zostanie wielkość strefy konwekcji w ich wnętrzach oraz jej wpływ na rotację gwiazd. Dane te będą miały istotne znaczenie dla dokładniejszego poznania udziału tych gwiazd w obiegu materii we Wszechświecie. Powiązanie modu z częstotliwością będzie znacznie ułatwione poprzez zastosowanie filtrów spektralnych różnych na poszczególnych satelitach. Obserwacje podstawowego modu wibracji gwiazdy oraz jego harmonicznych umożliwią określenie profilu rozkładu gęstości wewnątrz gwiazdy. Jest on odwrotnie proporcjonalny do pierwiastka kwadratowego jej średniej gęstości. Z użyciem danych astrosejsmologicznych możliwe będzie ponadto określenie parametrów wewnętrznej rotacji gwiazd, intensywności pola magnetycznego i innych jej cech. Są to informacje niezbędne do określenia wieku badanych gwiazd i prześledzenia ewolucji poszczególnych ich typów. Zebrane dane umożliwią też zbadanie różnorodnych procesów fizycznych, np wyrzutów masy czy roli wiatrów gwiazdowych w kształtowaniu cykli aktywności gwiazd.
W trakcie testów na modelach inżynieryjnych udowodniono, że satelity mogą dostarczyć też użytecznych pomiarów fotometrycznych gwiazd o mniejszej jasności, do 7 magntitudo. Umożliwi to zrealizowanie szeregu dodatkowych celów naukowych. Należą do nich: wykonanie obserwacji pojedynczych, szczególnie interesujących gwiazd; monitorowanie oscylacji olbrzymów typu spektralnego G i K; wykonanie poszukiwań oscylacji gwiazd podobnych do Słońca; wyszukanie typowych gwiazd wykazujących pulsacje o niskiej amplitudzie; wykonanie poszukiwana planet trazytujących w dużej próbie masywnych gwiazd; wykonanie miarodajnych badań gwiazd w gromadach i asocjacjach; scharakteryzowanie wielkoskalowych struktur na powierzchni gwiazd (np plam) i ich zmian w czasie; wykrywanie nieprzewidywalnych zjawisk (np eksplozji gwiazd nowych czy też nowych komet); oraz powiększenie bazy gwiazd nie zmieniających jasności i przydatnych w charakterze standardów fotometrycznych.
Satelity są wyposażone w najmniejsze teleskopy do badań astronomicznych jakie do tej pory umieszczono na orbicie. Jednak brak wpływu atmosfery zwiększy dokładności obserwacji fotometrycznych około 10 razy w stosunku do obserwacji naziemnych. Pozwoli to na pozwala na wykonanie stawianych zadań. Ponadto z Ziemi nie jest możliwe wykonywanie precyzyjnych dyferencyjnych pomiarów jasności gwiazd (jednoczesnych pomiarów co najmniej dwóch gwiazd), ponieważ parametry atmosfery są niejednorodne w różnych punktach.
Program naukowy programu może zostać zrealizowany za pomocą minimum dwóch satelitów obserwujących gwiazdy o jasności wizualnej do 3.5 mag w polu widzenia o szerokości 24 stopni, okresem próbkowania 15 minut na orbitę (typowo 100 minut), i dokładnością rejestracji zmian w jasności na poziomie 0.1%. Zastosowanie dwóch satelitów znajdujących się na podobnych orbitach i obserwujących prawie jednocześnie to samo pole nieba pozwala na dodanie informacji spektralnej dzięki zastosowaniu filtra niebieskiego (390 - 460 nm) w instrumencie jednego z satelitów i czerwonego (550 - 700 nm) w teleskopie drugiego. Zastosowanie różnych filtrów na różnych satelitach pozwoliło na zoptymalizowanie każdego instrumentu do pracy w zadanym zakresie spektralnym. Połączenie danych z dwóch zakresów spektralnych znacznie zwiększyło wartość gromadzonych informacji. Konieczność ograniczenia kosztów i ryzyka projektu wykluczyła możliwość zastosowania części ruchomych pozwalających na zmiany filtrów. Druga para satelitów wykonujących analogiczne obserwacje na innej orbicie pozwala na poprawienie czasu obserwacyjnego. Umożliwia kontynuowanie obserwacji podczas zasłonięcia danego celu przez Ziemię występującego z perspektywy pierwszej pary. Ponieważ obserwowane gwiazdy znajdują się w różnych częściach nieba, uzyskanie ciągłego pola obserwacji nie jest możliwe. Użycie wielu nanosatelitów na różnych orbitach pozwala jednak na obserwowanie różnych pół nieba kolejno po sobie. Ponadto zastosowanie wielu nanosatelitów zamiast jednego zmniejsza ryzyko niepowodzenia projektu. Nie jest on narażony na niepowodzenie w przypadku jednego nieudanego startu lub awarii jednego z satelitów na orbicie. Użycie pozostałych satelitów w takim wypadku nadal pozwala na wypełnienie celów naukowych.
Misja BRITE uzupełnia się z misją satelity MOST ( Microvariability and Oscillations of Stars) rozpoczętą 30 czerwca 2003 r. MOST może obserwować ten sam punkt na niebie przez 7 tygodni. Może wykonywać obserwacje fotometryczne tylko jednej gwiazdy o dużej jasności (V < 6). Może prowadzić obserwacje dyferencyjne dla gwiazd słabszych (6 < V < 13) ale w polu widzenia o szerokości tylko 50 minut kątowych. Szybkie, jednorodne zmiany jasności mogą być rejestrowane z wysoką precyzją, rzędu kilku części na milion. BRITE natomiast może rejestrować wolniejsze zmiany jasności w okresach około miesiąca.
W wymiarze inżynieryjnym projekt umożliwia opracowanie taniego busa satelitarnego do wykorzystania w przyszłych misjach naukowych i inżynieryjnych oraz przeszkolenie inżynierów i naukowców w zakresie budowy satelitów.
Wątek: BRITE (kompendium) (Przeczytany 12788 razy)